Overflaten til Merkur, kort sagt, ligner månen. Store sletter og mange kratere indikerer at geologisk aktivitet på planeten opphørte for milliarder av år siden.
Overflatemønster
Overflaten til Merkur (bildet er gitt senere i artikkelen), tatt av sondene "Mariner-10" og "Messenger", så utad ut som månen. Planeten er stort sett oversådd med kratere i forskjellige størrelser. De minste synlige i de mest detaljerte fotografiene av Mariner er flere hundre meter i diameter. Rommet mellom store kratere er relativt flatt og består av sletter. Den ligner på månens overflate, men tar opp mye mer plass. Lignende områder omgir Merkurs mest fremtredende slagstruktur, dannet som et resultat av en kollisjon, Zhara Plain Basin (Caloris Planitia). Da vi møtte Mariner 10, var bare halvparten av den opplyst, og den ble fullstendig åpnet av Messenger under den første forbiflyvningen av planeten i januar 2008.
Craters
De vanligste landformene på planeten er kratere. De dekker mye av overflaten. Merkur. Planeten (bildet nedenfor) ser ut som månen ved første øyekast, men ved nærmere undersøkelse avslører de interessante forskjeller.
Merkurs tyngdekraft er mer enn dobbelt så stor som månens, delvis på grunn av den høye tettheten til den enorme kjernen av jern og svovel. Den sterke tyngdekraften har en tendens til å holde materialet som kastes ut fra krateret nær nedslagsstedet. Sammenlignet med månen f alt den på bare 65 % av måneavstanden. Dette kan være en av faktorene som bidro til dannelsen av sekundære kratere på planeten, dannet under påvirkning av utstøtt materiale, i motsetning til de primære som oppsto direkte fra en kollisjon med en asteroide eller komet. Den høyere tyngdekraften betyr at de komplekse formene og strukturene som er karakteristiske for store kratere - sentrale topper, bratte skråninger og en flat base - blir observert på Merkur ved mindre kratere (minimum diameter ca. 10 km) enn på Månen (ca. 19 km). Strukturer mindre enn disse dimensjonene har enkle kopplignende konturer. Merkurs kratere er forskjellige fra de på Mars, selv om de to planetene har sammenlignbar tyngdekraft. Ferske kratere på den første er vanligvis dypere enn sammenlignbare formasjoner på den andre. Dette kan skyldes det lave innholdet av flyktige stoffer i Merkurs skorpe eller høyere anslagshastigheter (fordi hastigheten til et objekt i solbane øker når det nærmer seg solen).
Kratere større enn 100 km i diameter begynner å nærme seg den ovale formen som er karakteristisk for slikestore formasjoner. Disse strukturene - polysykliske bassenger - er 300 km eller mer store og er resultatet av de kraftigste kollisjonene. Flere dusin av dem ble funnet på den fotograferte delen av planeten. Messenger-bilder og laserhøydemåling har bidratt sterkt til å forstå disse gjenværende arrene fra de tidlige asteroidebombardementene av Mercury.
Zhara Plain
Denne støtstrukturen strekker seg over 1550 km. Da den først ble oppdaget av Mariner 10, ble det antatt at størrelsen var mye mindre. Det indre av objektet er glatte sletter dekket med foldede og brutte konsentriske sirkler. De største områdene strekker seg over flere hundre kilometer i lengde, omtrent 3 km i bredden og mindre enn 300 meter i høyden. Mer enn 200 pauser, sammenlignbare i størrelse med kantene, kommer fra midten av sletten; mange av dem er fordypninger avgrenset av furer (grabens). Der grabens krysser rygger, har de en tendens til å passere gjennom dem, noe som indikerer deres senere formasjon.
Overflatetyper
Zhara-sletten er omgitt av to typer terreng - kanten og relieff dannet av kassert stein. Kanten er en ring av uregelmessige fjellblokker som når 3 km i høyden, som er de høyeste fjellene som finnes på planeten, med relativt bratte skråninger mot sentrum. Den andre mye mindre ringen er 100-150 km unna den første. Bak de ytre bakkene er det en sone med lineærradielle rygger og daler, delvis fylt med sletter, hvorav noen er oversådd med tallrike bakker og åser flere hundre meter høye. Opprinnelsen til formasjonene som utgjør de brede ringene rundt Zhara-bassenget er kontroversiell. Noen av slettene på Månen ble hovedsakelig dannet som et resultat av samspillet mellom ejecta og den allerede eksisterende overflatetopografien, og dette kan også være sant for Merkur. Men resultatene av Messenger tyder på at vulkansk aktivitet spilte en betydelig rolle i dannelsen deres. Ikke bare er det få kratere sammenlignet med Zhara-bassenget, noe som indikerer en lang periode med slettedannelse, men de har andre trekk som er tydeligere knyttet til vulkanisme enn det som kan sees på Mariner 10-bildene. Kritiske bevis på vulkanisme har kommet fra Messenger-bilder som viser vulkanske ventiler, mange langs ytterkanten av Zhara-sletten.
Radithlady Crater
Caloris er en av de yngste store polysykliske slettene, i det minste i den utforskede delen av Merkur. Den ble trolig dannet samtidig med den siste gigantiske strukturen på Månen, for rundt 3,9 milliarder år siden. Messenger-bildene avslørte et annet mye mindre nedslagskrater med en synlig indre ring som kan ha dannet seg mye senere, k alt Raditlady Basin.
Strange antipode
På den andre siden av planeten, nøyaktig 180° motsatt Zhara-sletten, liggeren flekk med merkelig forvrengt terreng. Forskere tolker dette faktum ved å snakke om deres samtidige dannelse ved å fokusere seismiske bølger fra hendelser som påvirket den antipodale overflaten til Merkur. Det kuperte og linede terrenget er en enorm sone med høyland, som er kuperte polygoner 5-10 km brede og opptil 1,5 km høye. Kratrene som eksisterte før ble omgjort til åser og sprekker ved seismiske prosesser, som et resultat av at dette relieffet ble dannet. Noen av dem hadde flat bunn, men så endret formen seg, noe som indikerer senere fylling.
Plains
Sletten er den relativt flate eller svakt bølgende overflaten til Merkur, Venus, Jorden og Mars, som finnes over alt på disse planetene. Det er et «lerret» som landskapet utviklet seg på. Slettene er bevis på prosessen med å bryte ned det røffe terrenget og skape et flatt rom.
Det er minst tre måter å "polere" på som sannsynligvis har flatet ut overflaten til Merkur.
En av måtene - å øke temperaturen - reduserer barkens styrke og dens evne til å holde høy relieff. I løpet av millioner av år "synker fjellene", bunnen av kratrene vil stige og overflaten til Merkur vil flate ut.
Den andre metoden innebærer bevegelse av steiner mot lavere områder av terrenget under påvirkning av tyngdekraften. Over tid samler det seg stein i lavlandet og fyller de høyere nivåenenår volumet øker. dette er hvordan lavastrømmer fra planetens innvoller oppfører seg.
Den tredje måten er å treffe fragmenter av steiner på overflaten av Merkur ovenfra, noe som til slutt fører til justering av det røffe terrenget. Kraterutkast og vulkansk aske er eksempler på denne mekanismen.
Vulkanaktivitet
Noen bevis til fordel for hypotesen om påvirkning av vulkansk aktivitet på dannelsen av mange av slettene rundt Zhara-bassenget er allerede presentert. Andre relativt unge sletter på Merkur, spesielt synlige i områder opplyst i lave vinkler under den første forbiflyvningen til Messenger, viser karakteristiske trekk ved vulkanisme. For eksempel var flere gamle kratere fylt til randen med lavastrømmer, lik de samme formasjonene på Månen og Mars. De utbredte slettene på Merkur er imidlertid vanskeligere å vurdere. Siden de er eldre, er det klart at vulkaner og andre vulkanske formasjoner kan ha erodert eller på annen måte kollapset, noe som gjør dem vanskelige å forklare. Det er viktig å forstå disse gamle slettene, siden de sannsynligvis er ansvarlige for forsvinningen av flere av kratrene med en diameter på 10–30 km sammenlignet med Månen.
Escarps
Hundrevis av taggete avsatser er de viktigste landformene til Merkur, som lar oss få en ide om planetens indre struktur. Lengden på disse steinene varierer fra titalls til mer enn tusenvis av kilometer, og høyden varierer fra 100 m til 3 km. Hvis ensett ovenfra virker kantene deres avrundede eller taggete. Det er tydelig at dette er et resultat av sprekkdannelse, når en del av jorda hevet seg og ble liggende på området rundt. På jorden er slike strukturer begrenset i volum og oppstår under lokal horisontal kompresjon i jordskorpen. Men hele den undersøkte overflaten til Merkur er dekket med skarper, noe som betyr at jordskorpen har avtatt tidligere. Fra antallet og geometrien til scarps følger det at planeten har redusert i diameter med 3 km.
Videre må krympingen ha fortsatt inntil relativt nylig i geologisk historie, ettersom noen skrap har endret formen til godt bevarte (og derfor relativt unge) nedslagskratre. Nedgangen i den opprinnelig høye hastigheten på planetens rotasjon av tidevannskrefter ga en kompresjon i de ekvatoriale breddegradene til Merkur. De glob alt distribuerte skarpene antyder imidlertid en annen forklaring: sen mantelavkjøling, muligens kombinert med størkning av en del av den en gang fullstendig smeltede kjernen, førte til kjernekomprimering og deformasjon av den kalde skorpen. Krympingen av Mercurys størrelse ettersom mantelen ble avkjølt, burde ha resultert i flere langsgående strukturer enn det som kan sees, noe som tyder på at sammentrekningsprosessen er ufullstendig.
Mercurys overflate: hva er den laget av?
Forskere prøvde å finne ut sammensetningen av planeten ved å studere sollys reflektert fra forskjellige deler av den. En av forskjellene mellom Merkur og Månen, i tillegg til at førstnevnte er litt mørkere, er at spekteretoverflatens lysstyrke er mindre. Havet til jordens satellitt – glatte rom som er synlige for det blotte øye som store mørke flekker – er for eksempel mye mørkere enn høylandet med kratere, og Merkur-slettene er bare litt mørkere. Fargeforskjellene på planeten er mindre utt alte, selv om Messenger-bildene tatt med et sett fargefiltre viste små veldig fargerike områder knyttet til vulkaner. Disse funksjonene, pluss det relativt lite iøynefallende synlige og nær-infrarøde spekteret av reflektert sollys, antyder at Merkurys overflate er sammensatt av jern- og titanfattige, mørkere fargede silikatmineraler enn månehavet. Spesielt kan planetens bergarter ha lavt innhold av jernoksider (FeO), noe som fører til antagelsen om at den ble dannet under mye mer reduserende forhold (dvs. mangel på oksygen) enn andre jordiske medlemmer.
Problemer med fjernforskning
Det er veldig vanskelig å bestemme sammensetningen av planeten ved fjernmåling av sollys og spekteret av termisk stråling som reflekterer overflaten til Merkur. Planeten varmes opp kraftig, noe som endrer de optiske egenskapene til mineralpartikler og kompliserer direkte tolkning. Messenger var imidlertid utstyrt med flere instrumenter som ikke var om bord på Mariner 10, som målte den kjemiske og mineralske sammensetningen direkte. Disse instrumentene krevde en lang periode med observasjon mens skipet forble nær Merkur, så konkrete resultater etter de tre førsteDet var ingen korte flyvninger. Først under Orbital-oppdraget til Messenger dukket det opp nok ny informasjon om sammensetningen av planetens overflate.
